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Boletín de la Sociedad Mexicana de Astrobiología
Publicación mensual exclusiva para los miembros de SOMA
Año 4, No. 37, Julio-Septiembre de 2011
En este número:
* ¿Qué tan comunes son los sistemas planetarios del tipo Tierra-Luna?
* Halobacterium ha estado viviendo desde hace más de 1.8 millones de años dentro de
cristales de halita.
* ¿Cómo empezó realmente el aumento de oxígeno en la Tierra primitiva?
* Experimento sugiere la no aleatoriadad en la elección de los 20 aminoácidos de la vida.
* Hallan nucleobases en meteoritos carbonáceos.
* Detección de planetas extrasolares (pequeños) semejantes a la Tierra con el instrumento
HARPS.
* Posible evidencia de agua líquida en Marte.
Anuncios:
* SOMA ya es miembro internacional de la European Astrobiology Network Association
(EANA).
* Sesión ordinaria de miembros de SOMA el viernes 2 de Diciembre del 2011.
* Convocatorias para congresos internacionales en el 2012.
- Gordon Research Conference on the Origin of Life (Enero)
- Astrobiology Science Conference (AbSciCon) (Abril)
- 12th European Workshop on Astrobiology (Octubre)
-----------------* ¿Qué tan comunes son los sistemas planetarios del tipo Tierra-Luna?
Por Guadalupe Cordero-Tercero
Los científicos planetarios piensan que puede haber una gran cantidad de planetas del
tamaño de la Tierra orbitando otras estrellas, pero ¿cuántos de ellos pueden tener
interesantes y románticas Lunas como la nuestra?
Independientemente de los sentimientos que una Luna llena pueda inspirar, los estudios de
dinámica planetaria han mostrado que el que un planeta tenga un satélite o no, es un factor
importante para la estabilidad de la oblicuidad del planeta. La oblicuidad es el ángulo que
hace el eje de rotación del planeta con la normal al plano de su órbita. Ésta está controlada
por las resonancias rotación-órbita (cuando el periodo de rotación del satélite coincide con su
periodo de translación alrededor del planeta) y por la disipación de marea debida tanto a la
estrella central como a sus satélites. Sin la Luna, la oblicuidad de la Tierra sufriría grandes
variaciones caóticas. Como el clima en un planeta depende en gran medida de la distribución
de la luz solar y ésta depende de la oblicuidad, variaciones en ella no permitirían que hubiera
un clima estable por periodos de tiempo de miles de millones de años y los seres vivos no
tendrían un ambiente propicio, o quizás mínimo, para subsistir. Marte, por ejemplo, aunque
tiene dos satélites, Phobos y Deimos, debido a su pequeño tamaño no influyen de manera
apreciable para estabilizar el eje de rotación del planeta, por lo que su oblicuidad varía entre
0° y 60° en menos de 50 Ma; sin la Luna, la oblicuidad de nuestro planeta variaría entre 0° y
1
85°. Después de su formación, la Luna estaba mucho más cerca de la Tierra, esto produjo
fuerzas de marea intensas las cuales crearon mareas altas varias veces por día, estos ciclos
pudieron haber impulsado los ciclos de replicación de las biomoléculas primitivas y afectado
la evolución temprana de la vida. Por todo esto, la existencia de un satélite masivo debería
ser otro factor a considerar cuando se hacen cálculos de la probabilidad del número planetas
habitables.
De acuerdo con la teoría actual sobre la formación del sistema solar, éste se formó a partir
de una nube de gas y polvo cuya rotación acumuló el material en un disco. Con el tiempo, el
polvo en el disco se agrupó en partículas más grandes y estas a su vez en planetésimos que
al chocar entre sí formaron los embriones planetarios cuya colisión formó los planetas. Bajo
este esquema, los planetas en formación pudieron recibir uno o más impactos con objetos
del tamaño de Marte de tal manera que se formara un satélite masivo. En nuestro sistema
solar, solo tenemos un caso: la Luna, pero por lo comentado en el párrafo anterior, sería
conveniente saber qué tan probable es la formación de satélites masivos en planetas tipo
Tierra.
En este artículo, los autores reportan que utilizaron un código capaz de seguir el crecimiento
por colisiones de los planetésimos y la subsecuente evolución y estabilidad del sistema
planetario formado. Este código también permite detectar colisiones y modela los posibles
efectos del gas en un disco laminar, lo cual incluye arrastre aerodinámico del gas, interacción
disco-planeta (incluyendo migración tipo I), y el potencial global del disco el cual produce la
migración de resonancias seculares hacia la estrella. Todas las simulaciones inician con
2,000 partículas de igual masa colocadas entre 0.5 y 4 UA (unidades astronómicas), la masa
inicial del disco de planetésimos es 5 o 10 masas terrestres. El gas del disco se disipa
exponencialmente con el tiempo y uniformemente en el espacio. Después de que el gas se
disipa en el disco, introducen en la simulación la presencia de Júpiter y Saturno a sus
distancias actuales. Como esta simulación permite ver el crecimiento por colisiones de los
embriones planetarios, entonces permite ver la última fase de la formación de planetas
terrestres, es decir, la etapa en la que ocurren grandes impactos formadores de satélites.
Dependiendo de la masa del embrión planetario y del impactor, así como del ángulo de
impacto, el choque entre estos dos cuerpos puede arrojar material fundido tanto del planeta
como del impactor formando un disco de eyecta alrededor del planeta. El material del disco
está parcialmente evaporado o parcialmente fundido y al enfriarse y solidificar se aglomera
para formar un satélite. De acuerdo con estos autores, una disminución en el parámetro de
impacto disminuye apreciablemente el material arrojado durante la colisión y que va a parar
al disco alrededor del planeta. El parámetro de impacto toma valores entre 0 y 1 y es un
indicador del ángulo de impacto (b=0 indica una colisión frontal mientras que b=1 indica una
colisión rasante). La cantidad de material que va a parar al disco tras la colisión también
depende de la velocidad de impacto y de la masa del impactor, por lo que los autores hacen
una selección de las condiciones para las cuales una colisión puede producir satélites
masivos como la Luna.
Después de analizar las características que debería tener un satélite (distancia al planeta,
masa, momento angular) para que sobreviva largo tiempo y para que sea capaz de
estabilizar la oblicuidad del planeta alrededor del cual gira. Obtienen una serie de
restricciones que aplican sobre las 64 simulaciones que realizan. De estas simulaciones
2
identifican 88 impactos capaces de formar satélites como la Luna. Como en promedio en
cada simulación obtienen 3 planetas parecidos a la Tierra, ~180 en total, entonces resulta
que aproximadamente 1 de cada 2 planetas formados podría haber tenido una colisión que lo
llevara a la formación de un satélite parecido al nuestro. Cuando extraen de sus resultados
sólo aquellos sistemas que cumplen con que el planeta tiene una masa mayor a la mitad de
la masa de la Tierra y el satélite una masa mayor a la mitad de la masa de la Luna,
encuentran que aproximadamente sólo el 10% de ellos tiene satélites masivos capaces de
estabilizar la oblicuidad del planeta, es decir, sólo 10 % de los planetas tipo Tierra formados
en otros sistemas estelares pueden mantener un clima estable, y por tanto condiciones
favorables para la vida, por largos periodos de tiempo.
Artículo científico en:
Elser, S., Moore, B., Stadel, J. y Morishima, R. 2011. How common are Earth-Moon planetary
systems? Icarus. doi: 10.1016/j.icarus.2011.05.025
http://arxiv.org/abs/1105.4616
-----------------------------* Halobacterium ha estado viviendo desde hace más de 1.8 millones de años dentro de
cristales de halita
Por Lilia Montoya
Una forma de preservar algunos alimentos sin refrigeración es salarlos porque la mayoria de
las bacterias no toleran altas cantidades de sal en el medio. Un problema aquí es que
algunas bacterias sobreviven y crecen frente a esas condiciones. ¿Por cuánto tiempo
podrían sobrevivir las bacterias en sal? es una pregunta para la industria de los alimentos y
la Astrobiología.
Desde esta perspectiva han partido distintas investigaciones, en ellas se habían analizado
evaporitas antiguas para buscar bacterias en su interior o alguna señal de ellas (por ejemplo,
DNA extraído, crecimiento de bacterias en placa o DNA teñido). El problema era que tales
reportes compartían un problema metodológico y que recuerda a las objeciones para las
propuestas de panspermia: faltaba rigurosidad en demostrar que los microorganismos
detectados no eran una consecuencia de contaminación. Tal rigurosidad se ha abordado
recientemente y se publicó en agosto con la participación de Audrey Gramain y Terry
McGenity. Los autores compararon cinto métodos para esterilizar la superficie de cristales de
halita provenientes de la formación Salar Grande localizada al Norte de Chile, esta formación
era originalmente una cuenca y seleccionan un método con el cual no hay señal de
crecimiento bacteriano en el exterior pero sí en el interior. ¿Qué hicieron después? Al igual
que en los trabajos previos amplificaron el gen 16S rRNA para identificar a los
microorganismos endolíticos de la halita, hallaron especies de los géneros: Halorubrum,
Halorhabdus, Natronomonas y Halobacterium y en los cristales más antiguos del perfil
encontraron únicamente Halobacterium noriciense. ¿Cómo sobrevive H. noriciense? Los
autores argumentan que aunque la halófila más común sea Salinibacter ruber, son las
especies del género Halobacterium quienes se han adaptado a sobrevivir en los cristales y
argumentan que H. noriciense sobrevive por una óptima reparación del DNA como estrategia
de forma similar a H. salinarum. Halobacterium noriciense en condiciones óptimas y siendo
un heterótrofo crecería de los nutrientes que liberarían otros microorganismos.
3
Un estudio enfocado a Marte se reporta en este mes de agosto, Felipe Gómez y M. Voytek y
coautores discuten la detección de organismos también endolíticos por fluorescencia en
evaporitas de sistemas ácidos del Río Tinto, al suroeste de España.
¿Qué sentido tienen estos hallazgos para la Astrobiología? Básicamente porque hay que
aceptar que los sistemas evaporíticos son comunes en los satélites de hielo y Marte así que
todo estudio enfocado a la biología en ellos es de interés astrobiológico. Aunque se ha
demostrado que la sal preserva la funcionalidad del DNA (Borin et al., 2008), el determinar si
es posible la sobrevivencia en tales evaporitas es una pregunta aún pendiente y es todavía
desconcertante la actividad de los microorganismos endolíticos, es decir, si se encuentran en
fase de sobrevivencia, mantenimiento o crecimiento.
Artículos científicos en:
A. Gramain, G. Chong-Díaz, C. Demergasso,T.K. Lowenstein, T.J. McGenity. 2011. Archaeal
diversity along a subterranean salt core from the Salar Grande (Chile). Environmental
Microbiology. http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1462-2920.2011.02435.x/abstract
S. Borin et al. 2008. DNA is preserved and maintains transforming potential after contact with
brines of the deep anoxic hypersaline lakes of the Eastern Mediterranean Sea. Saline
Systems, 4:10. http://www.salinesystems.org/content/4/1/10
F. Gómez, N. Walter, R. Amils, F. Rull, A.K. Klingelho, J. Kviderova, P. Sarrazin, B. Foing, A.
Behar, I. Fleischer, V. Parro, M. Garcia-Villadangos, D. Blake, J.D. Martin Ramos, S. Direito,
P. Mahapatra, C. Stam, K. Venkateswaran, M. Voytek. 2011. Multidisciplinary integrated field
campaign to an acidic Martian Earth analogue with astrobiological interest: Rio Tinto.
International Journal of Astrobiology 10 (3): 291–305.
http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online&aid=8286808
-----------------------------* ¿Cómo empezó realmente el aumento de oxígeno en la Tierra primitiva?
Por Irma Lozada Chávez
Una de las preguntas más enigmáticas para quienes estudian la evolución temprana de la
Tierra es aquella que intenta responder si la producción de oxígeno en la Tierra empezó en el
océano antes de que éste empezara a acumularse en la atmósfera. Cabe recordar que la
presencia de oxígeno en la Tierra impulsó el desarrollo de formas vivas con grados más
complejos de multicelularidad y morfología.
Varias líneas de evidencia muestran que se producía oxígeno en el océano desde 200 a 300
millones de años antes del Gran Evento de Oxidación (GOE), punto en el cual el oxígeno
empezó a acumularse en la atmósfera de forma identificable hace unos 2.4 Ga. Esta
oxigenación ha sido ligada a la emergencia de cianobacterias oxigénicas y a una de las
grandes transiciones tectónicas de la Tierra, aquella que dio a lugar a los volcanes aéreos a
partir de los volcanes submarinos. Previos modelos han propuesto que el oxígeno se
consumía debido a su reacción con gases volcánicos, tales como el hidrógeno, el ácido
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sulfhídrico (H2S) en mayor proporción y el dióxido de azufre (SO2) en menor proporción; de
forma que cuando la composición de tales gases volcánicos cambió, fue entonces cuando el
oxígeno empezó a aumentar en la atmósfera.
Basados en un análisis termodinámico simulando el equilibrio entre la gasificación y el
derretimiento del magma eruptivo con datos de volcanes en Hawaii, Gaillard y colegas
reportan que el cambio en la composición de gases volcánicos no se debió a un cambio en la
composición redox de la lava (tal como se había sugerido previamente). Los autores reportan
que tanto los volcanes submarinos como los terrestres producían gases con una proporción
de SO2/H2S < 1 y un contenido de azufre bajo, por lo que el estado oxidativo de los basaltos
y los recursos del manto permanecieron constantes desde hace 3.5 millones de años. Los
autores proponen, en cambio, que un decremento en la presión promedio de la
desgasificación volcánica cambió el estado de oxidación del azufre en los gases volcánicos,
iniciando el ciclo biogeoquímico del azufre moderno y disparando la oxigenación atmosférica.
Su modelo demuestra que la cantidad total de azufre gasificado incrementa cuando la
presión disminuye. Del mismo modo, cuando la presión excede un par de decenas de bar, el
azufre es entonces gasificado como H2S, mientras que a presión atmosférica, el SO2 es la
especie química dominante (H2S + 2H2O → SO2 + 3H2).
La forma en la que una disminución de la presión pudo haber desatado el incremento del
oxígeno atmosférico, se explica a través de la siguiente secuencia de eventos (figuras 2 y 3
en el artículo):
(1) Presencia de un vulcanismo submarino a lo largo del Arqueano con una presión de 100
bar, lo cual produjo emisiones volcánicas con bajo SO2, pero altas concentraciones de H2S.
Esta atmosfera reductora (pobre en oxígeno) produjo un moderado fraccionamiento del
azufre dependiente de masa (MIF, ∆33S) que quedó registrado en sedimentos debido a la
fotólisis del SO2 atmosférico. Los océanos en consecuencia fueron pobres o carentes de
azufre y sulfato, pero fueron ricos en hierro ferroso (Fe2+) derivado de procesos hidrotermales
que producían pirita.
(2) Surgimiento de los continentes en el Arqueano tardío permitió un crecimiento de la
corteza continental y, en consecuencia, de la emergencia de vulcanismo aéreo, lo cual
produjo SO2 volcánico abundante, pero irregularmente distribuido. Este SO2 desencadenó la
proliferación de MIF registrado en los sedimentos hace 2.7-2.5 Ga.
(3) Descomposición/oxidación del SO2 atmosférico en sulfato, el cual se disolvió en los
océanos. Debido a la ausencia previa de sulfato, las primeras bacterias fotosintéticas
producían O2, pero éste era consumido rápidamente por el Fe2+ disuelto en el océano y los
gases fuertemente reductores que escapan de las ventilas hidrotermales.
(4) El inicio de procesos termoquímicos hidrotermales y metabólicos bacterianos de
reducción de sulfato resultaron en la ganancia neta de O2 debido a que el sulfato inmovilizó
al Fe2+, permitiendo el escape del oxígeno y del hidrógeno a la atmósfera.
(5) La oxigenación de la atmósfera se completó justo después de la aparición de
cianobacterias oxigénicas. Una vez que el oxígeno estuvo presente en abundancia en la
atmósfera, el MIF de azufre sedimentario desapareció del registro geológico.
Es notable destacar que mucha de la evidencia y datos complementarios al modelo de los
autores se ha obtenido con el trabajo arduo de otros grupos de investigación y disciplinas en
los últimos 10 años. Con asombro, es posible observar cómo el estudio de la evolución
5
temprana de la Tierra y de la vida es como un gigantesco rompecabezas que no es imposible
del todo armar.
Artículo científico en:
Fabrice Gaillard, Bruno Scaillet & Nicholas T. Arndt. Atmospheric oxygenation caused by a
change in volcanic degassing pressure.
Nature 478, 229–232. 13 October 2011
http://www.nature.com/nature/journal/v478/n7368/full/nature10460.html
Noticia en:
Timothy W. Lyons & Christopher T. Reinhard. Earth science: Sea change for the rise of
oxygen
Nature 478, 194–195. 13 October 2011
http://www.nature.com/nature/journal/v478/n7368/full/478194a.html
-----------------------------* Experimento sugiere la no aleatoriadad en la elección de los 20 aminoácidos de la
vida.
Por Roberto Aretxaga Burgos
En su escrito seminal de 1960 “Astrobiology: Approachess to Life Beyond the Earth”,
Lederberg advierte acerca del interés de atender a los aspectos o elementos comunes de la
vida en la Tierra, tales como los ácidos nucleicos, las proteínas o las vitaminas, para
compararlos con los de una posible biota extraterrestre y determinar si dichos elementos
tendrían las mismas estructuras, propiedades y funciones que en nuestro planeta o si, por el
contrario, éstas podrían ser desempeñadas por otros diferentes. Ello ayudaría a comprender
mejor la cuestión acerca de la universalidad y necesidad de dichos componentes y
mecanismos.
Sabemos que toda la vida de la nuestro planeta está basada en 20 aminoácidos pero
desconocemos si ello debe ser así necesariamente o si la vida en la Tierra, u otro lugar del
universo, podría sostenerse sobre aminoácidos distintos. Gayle K. Philip y Stephen J.
Freeland (Instituto de Astrobiología de la NASA (NAI), Universidad de Hawai) han intentado
responder experimentalmente a la cuestión de si es el azar o la necesidad lo que rige la
elección de estos 20 aminoácidos de entre la gran cantidad disponible para elaborar las
proteínas. Para ello, los investigadores partieron de los aminoácidos hallados en el meteorito
Murchison, cuya antigüedad se remonta a los orígenes del Sistema Solar. Mediante el uso de
algoritmos computacionales calcularon las propiedades fundamentales de los 20
aminoácidos de la vida para elaborar las proteínas y analizaron si estas propiedades podrían
haber sido obtenidas con otras combinaciones de 20 aminoácidos. A la vista de los
resultados, los investigadores sugieren que la elección de los 20 aminoácidos no fue al azar,
sino que una versión de la selección natural a escala molecular estaría ya actuando.
Estudios de este tipo abren vías para abordar experimentalmente la espinosa cuestión de la
universalidad de los componentes y mecanismos de la vida y del papel del azar y la
necesidad en su aparición y evolución.
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Artículo científico en:
Gayle K. Philip and Stephen J. Freeland. Did Evolution Select a Nonrandom “Alphabet” of
Amino Acids? Astrobiology. April 2011, 11(3): 235-240. doi:10.1089/ast.2010.0567.
http://www.liebertonline.com/doi/abs/10.1089/ast.2010.0567
Noticia original:
“Amino Acid Alphabet Soup‖ (18/08/2011):
http://www.astrobio.net/exclusive/4161/amino-acid-alphabet-soup
-----------------------------* Hallan nucleobases en meteoritos carbonáceos.
Por Jorge Armando Romo
Las purinas y pirimidinas conforman las nucleobases: moléculas compuestas principalmente
por nitrógeno que son necesarias para formar nucleótidos, los pilares básicos que conforman
el DNA y RNA.
Los meteoritos ricos en carbono (condritas carbonáceas) pudieron haber tenido un papel
preponderante como fuente de compuestos orgánicos para la aparición de las primeras
formas de vida en la Tierra. Ya se han detectado aminoácidos (las moléculas que conforman
las proteínas) en estos cuerpos. Sin embargo, la presencia de nucleobases no estaba del
todo clara, ya que se sospechaba que se encontraban en las condritas debido a la
contaminación terrestre.
Un equipo de investigadores dirigido por Michael P. Callahan analizó y estudió muestras de
12 meteoritos (11 condritas y 1 ureilita) en ácido fórmico utilizando dos técnicas:
cromatografía líquida y espectrometría de masas. Los autores encontraron una gran cantidad
y variedad de nucleobases en dos de los meteoritos analizados (Murchison y Lonewolf
Nunataks). También hallaron compuestos similares que llamaron ―análogos de las
nucleobases‖; algunos de éstos (2,6-diaminopurina y 6,8-diaminopurina) son raros e
inusuales en la Tierra ya que no se encuentran en el lugar donde cayeron las rocas. En un
experimento paralelo para confirmar el origen extraterrestre de las moléculas, el grupo de
investigación sintetizó un grupo idéntico de nucleobases y análogos a partir de cianuro de
amonio (compuesto presente en el espacio exterior). Los autores encontraron que las
nucleobases sintetizadas eran iguales a las de los meteoritos, resultado que ofrece un
posible mecanismo para su síntesis en los asteroides.
El descubrimiento de análogos de las nucleobases en meteoritos amplía los escenarios de la
química prebiótica para la síntesis de las primeras moléculas de importancia genética.
Artículo científico en:
Callahan, M. P., Smith, K. E., Cleaves II, H. J., Ruzicka, J., Stern, J. C., Glavin, D. P., House,
C. H., Dworkin, J. P. Carbonaceous meteorites contain a wide range of extraterrestrial
nucleobases, Proceedings of the National Academy of Sciences, vol. 108, núm. 34, pp.
13995-13998.
www.pnas.org/cgi/doi/10.1073/pnas.1106493108
7
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* Detección de planetas extrasolares (pequeños) semejantes a la Tierra con el
instrumento HARPS
Por Irma Lozada Chávez
Uno de los objetivos de la astrobiología es descubrir planetas del tamaño de la Tierra que se
encuentren orbitando su estrella parental en la ―zona habitable‖, esto es, el intervalo de
distancias desde la estrella parental en el cual la temperatura puede mantener agua líquida
en la superficie de aquel planeta. Recientemente, Francesco Pepe y colaboradores han
logrado detectar cinco planetas pequeños que se encuentran orbitando a sus estrellas
parentales, las cuales son ligeramente más pequeñas y frías que nuestro Sol. Uno de los
cinco planetas es solamente 3.6 veces la masa de la Tierra y se encuentra en una órbita que
lo posiciona en el borde interior de la zona habitable. Este planeta extrasolar es el ejemplo
más cercano que los astrónomos han encontrado similar a la Tierra.
Los autores utilizaron el espectrógrafo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet
Searcher, en inglés). Este buscador de planetas por velocidad radial de alta precisión se
instaló en 2002 en el telescopio de 3.6 metros de ESO en el Observatorio de La Silla, Chile.
La técnica de la ‗velocidad radial‘ es un método indirecto basado en la medición del cambio
periódico de la velocidad de una estrella causado por el tirón gravitacional de los cuerpos en
órbita. Aunque muchos de los descubrimientos planetarios (con masas semejantes a las de
Jupiter) se han realizado con este método, no se creía que pudiera detectar planetas del
tamaño de nuestra Tierra. El ruido creado en las mediciones de la ‗velocidad radial‘ se debe
a la variabilidad de las superficies visibles de las estrellas, como un resultado de la actividad
magnética, a las pulsaciones y la turbulencia del plasma en su atmósfera. Este ruido en
ocasiones es más grande que la señal inducida por planetas con un tamaño semejante a la
Tierra en la zona habitable. Para contrarrestar el ruido, Pepe y colaboradores realizaron las
detecciones con un telescopio con 10 años de refinamiento en base a una precisa estrategia
de calibración, hicieron múltiples mediciones cada noche hasta lograr estimar velocidades
radiales de hasta 9 cm s-1, y también demostraron que los periodos orbitales determinados
por los planetas son distintos de los periodos de rotación de sus estrellas hospederas.
Pese a la indudable identificación de estos planetas extrasolares de muy baja masa, los
expertos subrayan dos importantes limitaciones aún en la técnica de velocidad radial. La
primera es que la técnica no permite conocer la composición de los planetas que detecta.
Debido a que las señales detectadas son relativamente pequeñas, en segundo lugar, no se
puede definir precisamente cuán elípticas son las órbitas de tales planetas extrasolares.
Ambos parámetros, tanto la composición como la excentricidad de la órbita, son cruciales
para evaluar la habitabilidad de estos planetas.
Artículos científicos en:
The HARPS search for Earth-like planets in the habitable zone: I -- Very low-mass planets
around HD20794, HD85512 and HD192310
F. Pepe, C. Lovis, D. Ségransan, W. Benz, F. Bouchy, X. Dumusque, M. Mayor, D. Queloz,
N. C. Santos, S. Udry
Earth and Planetary Astrophysics, arXiv:1108.3447v3
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http://arxiv.org/abs/1108.3447
The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. Occurrence, mass distribution
and orbital properties of super-Earths and Neptune-mass planets
M. Mayor, M. Marmier, C. Lovis, S. Udry, D. Ségransan, F. Pepe, W. Benz, J.-L. Bertaux, F.
Bouchy, X. Dumusque, G. Lo Curto, C. Mordasini, D. Queloz, N. C. Santos
Earth and Planetary Astrophysics, arXiv:1109.2497v1
http://arxiv.org/abs/1109.2497
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* Posible evidencia de agua líquida en Marte
Por Roberto Aretxaga-Burgos
Observaciones del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA sugieren la posible existencia
de agua líquida en Marte, al menos durante ciertas épocas.
Según una nota del Jet Propulsion Laboratory, en algunas laderas del hemisferio sur del
paisaje marciano se han observado cambios estacionales afectantes a formaciones
alineadas oscuras que aparecen durante la primavera y el verano marcianos para desparecer
en invierno. Algunas de estas localizaciones muestran más de 1000 flujos individuales
consistentes entre 0,4 y 5 metros de anchura, con longitudes de hasta cientos de metros.
Un artículo publicado en la revista Science propone como hipótesis explicativa más verosímil
de entre las posibles la existencia de flujos recurrentes de agua salada. La salinidad baja la
temperatura de congelación del agua. Un flujo iniciado por agua salada podría reorganizar
los granos o cambiar la rugosidad de la superficie de forma que adquiera una apariencia más
oscura.
La importancia de estas observaciones es enorme ya que, de confirmarse, esta sería la
primera vez que se detectara agua líquida en el planeta rojo, por lo que se hace necesario y
urgente aclarar totalmente este misterio, lo cual precisa de más observaciones y
experimentos de laboratorio.
Artículo científico en:
Alfred S. McEwen, Lujendra Ojha, Colin M. Dundas, Sarah S. Mattson, Shane Byrne, James
J. Wray, Selby C. Cull, Scott L. Murchie, Nicolas Thomas, Virginia C. Gulick. Seasonal Flows
on Warm Martian Slopes.
Science, 5 August 2011: Vol. 333 no. 6043, pp. 740-743, DOI: 10.1126/science.1204816
http://www.sciencemag.org/content/333/6043/740
Noticia Original:
JPL (NASA), 04/08/2011
http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-242&rn=news.xml&rst=3089
Traducción al español:
http://www.cienciakanija.com/2011/08/05/datos-de-la-nasa-sugieren-que-hay-agua-fluyendoen-marte/#more-13451
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-----------------ANUNCIOS:
* SOMA ya es miembro internacional de la European Astrobiology Network Association
(EANA).
Aquí publicamos un extracto de la carta de confirmación de la sociedad compartida entre
SOMA y EANA, escrita por la Dra. Gerda Horneck, presidenta de EANA, y dirigida a la Dra.
Sandra Ramírez, vicepresidente de SOMA.
“…It has been a great pleasure meeting you in July during the two astrobiology conferences,
Origins 2011 and the 11th European Workshop on Astrobiology “EANA’11”. This allowed us
to learn more about the aims and programs of our both organisations, the Sociedad Mexicana
de Astrobiología, SOMA, and the European Astrobiology Network Association, EANA. The
discussions showed that there are several common goals.
It is one of the aims of EANA to create a network of European groups interested in
astrobiology in order to
- to bring together European researchers interested in astrobiology programs and to foster
their cooperation
- to attract young scientists to this interdisciplinary field of research
- to popularize astrobiology to the public and to students.
… I have very much appreciated your participation in the meeting of the EANA Executive
Council on July 13, 2011 at the DLR in Köln during EANA’11 and your presentation about the
activities of SOMA. Your request for SOMA to become an official associate partner of EANA
was enthusiastically accepted by the EANA EC members. As next step, we have to identify
means of realizing this associated partnership.
With best personal regards, also to Antigona Segura, and looking forward to starting our
Mexican-European cooperation in astrobiology.”
* Sesión ordinaria de miembros de SOMA el viernes 2 de Diciembre del 2011.
Al término de las actividades académicas que celebrarán el Día de la Astrobiología en alguna
instancia de la Universidad Nacional Autónoma de México, se realizará una sesión ordinaria
de miembros de SOMA para informar del estado financiero de la Sociedad, nuestras
actividades y otros asuntos que serán anunciados en la convocatoria formal para la
asamblea. Su asistencia es de suma importancia.
* Convocatorias para congresos internacionales en el 2012.
- Gordon Research Conference on the Origin of Life
We would like to bring to your attention the upcoming Gordon Research Conference on the
Origin of Life, which will take place at the Hotel Galvez in Galveston, TX from January 8-13,
2012. This unique interdisciplinary meeting includes chemists, biologists, geologists,
astronomers, physicists as well as scientists in related disciplines interested in the origin, and
early evolution of Life on Earth and its possible distribution throughout the universe. The 2012
conference will feature recent and cutting-edge results, and sessions will address attempts to
10
fabricate life or life-like systems in the laboratory, the search for extra-solar Earth like planets,
recent developments in our understanding of the early history of Earth, Mars, and Titan,
prebiotic and organic chemistry on the early Earth and elsewhere in the solar system, and
reconstruction of early life forms and genomes, among other exciting topics.
We especially encourage young scientists, including graduate students and postdoctoral
fellows, to attend. Special efforts will be made to promote interactions between invited
speakers and junior participants and we expect to be able to provide some financial support
to facilitate the latter‘s participation.
Applications for this meeting must be submitted by December 11, 2011. Please apply
early, as we expect the meeting to become oversubscribed (full) before this deadline. More
information, including a full conference program, can be found on the conference website:
http://www.grc.org/programs.aspx?year=2012&program=originlife.
The Chairs will select speakers from abstracts submitted by October 15, 2011. Those
applicants who are not chosen for talks, and those who apply to be considered for an oral
presentation after the deadline, will be expected to present a poster. In order to participate,
you must submit an application by December 10, 2011.Funding is available to allow partial
travel and registration support for both the GRC and the GRS for graduate students and
postdoctoral scientists who participate as presenters in the Gordon Research Seminar. For
more information, please visit the web site:
http://www.grc.org/programs.aspx?year=2012&program=grs_origin
We hope to see you in Galveston in January!
The 2012 GRC and GRS Chairs
- Astrobiology Science Conference (AbSciCon)
The next Astrobiology Science Conference will be held in Atlanta, GA from April 16—20,
2012. Sign up to receive conference updates at:
http://abscicon2012.arc.nasa.gov/.
AbSciCon 2012 ―Exploring Life: Past and Present, Near and Far‖ will address our
current understanding of life, from processes at the molecular level to those that operate at
planetary scales. Studying these aspects of life on Earth provides an essential platform to
examine the potential for life within our solar system and beyond.
Información en: http://abscicon2012.arc.nasa.gov/
- 12th European Workshop on Astrobiology
The 12th European Workshop on Astrobiology (EANA‘12) will take place from October 15 to
18, 2012 in Stockholm at the AlbaNova University Centre.
Registration deadline: 1 August 2012
The website is: http://agenda.albanova.se/conferenceDisplay.py?confId=2996
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Editora: Irma Lozada-Chávez
Colaboradores permanentes: Roberto Aretxaga Burgos (España), Lilia Montoya y
Guadalupe Cordero Tercero.
Usted es SOMA, contribuya con noticias y comentarios para este Boletín enviándonos la
información a [email protected]
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